Astrónomos mexicanos establecen nuevo método para la determinar las órbitas y las masas de estrellas binarias como U Geminorum, prototipo de las Variables Cataclísmicas.
La portada de Julio de 2007 del Astronomical Journal, revista de prestigio internacional, está en esta ocasión dedicada al artículo de investigación:
U GEMINORUM: A TEST CASE FOR ORBITAL PARAMETER DETERMINATION,
De la cual son autores los astrónomos mexicanos Juan Echevarría, Eduardo de la Fuente y Rafael Costero, miembros, el primero y último del Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México, y el segundo del Departamento de Física de la Universidad de Guadalajara.
Dicha revista pone en su portada del mes una imagen del artículo más relevante de ese volumen, en esta ocasión una espectacular reconstrucción del disco de acreción alrededor de la estrella primaria que se ha formado por la transferencia de materia de la compañera debido a la fuerte atracción gravitacional que ejerce la estrella central.
La portada de Julio de 2007 del Astronomical Journal, revista de prestigio internacional, está en esta ocasión dedicada al artículo de investigación:
U GEMINORUM: A TEST CASE FOR ORBITAL PARAMETER DETERMINATION,
De la cual son autores los astrónomos mexicanos Juan Echevarría, Eduardo de la Fuente y Rafael Costero, miembros, el primero y último del Instituto de Astronomía de la Universidad Nacional Autónoma de México, y el segundo del Departamento de Física de la Universidad de Guadalajara.
Dicha revista pone en su portada del mes una imagen del artículo más relevante de ese volumen, en esta ocasión una espectacular reconstrucción del disco de acreción alrededor de la estrella primaria que se ha formado por la transferencia de materia de la compañera debido a la fuerte atracción gravitacional que ejerce la estrella central.
La imagen publicada, que se reproduce aquí, nos explican los autores, “se trata de la llamada Tomografía Doppler, muy similar al proceso de tomografía médica que permite reconstruir o ver, partes del cuerpo humano. En este caso la imagen, que está en el espacio de velocidades, fue obtenida a partir de espectros de alta resolución, tomados con el espectrógrafo echelle del Telescopio de 2.1m del Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir”.
Es como si reconstruyéramos la imagen de un avión detectando sólo la velocidad de su sonido con un receptor doppler, semejante al que se usa para detectar a los automóviles que rebasan la velocidad permitida.
“La imagen es una reconstrucción del disco de acreción y sus alrededores, como el punto caliente de emisión que se muestra en rojo y que se produce por el choque del material que sale de la estrella secundaria al impactar el mismo disco de acreción muy cerca del llamado punto interior de Lagrange”.
Es como si reconstruyéramos la imagen de un avión detectando sólo la velocidad de su sonido con un receptor doppler, semejante al que se usa para detectar a los automóviles que rebasan la velocidad permitida.
“La imagen es una reconstrucción del disco de acreción y sus alrededores, como el punto caliente de emisión que se muestra en rojo y que se produce por el choque del material que sale de la estrella secundaria al impactar el mismo disco de acreción muy cerca del llamado punto interior de Lagrange”.
El disco de acreción (dibujado en color azul) está formado por el material arrancado a su compañera, la estrella roja.
Los resultados importantes del artículo, nos vuelven a explicar los autores, “residen en dos puntos básicos: el primero es la determinación de la semi-amplitud de la curva de velocidad radial del disco de acreción, la cual, por primera vez se ha podido medir sin distorsiones, debido al estado del disco, y que muestra un valor idéntico al observado directamente en el ultravioleta sobre la enana blanca (la estrella central) por otros astrónomos; en segundo lugar, desarrollamos un método novedoso que llamamos cofaseo, que consiste en encontrar la semi-amplitud de la curva de velocidad radial de la secundaria, que no es detecta en el espectro visible. La nueva técnica consiste en cosumar espectros individuales en el mismo marco de referencia de la secundaria suponiendo una semi-amplitud inicial. Esto produce que las marcas individuales de la estrella secundaria aparezcan. Este proceso se repite hasta encontrar la mejor solución que da por resultado el valor de la semi-amplitud de la secundaria. El método ha sido exitoso, pues coincide con observaciones en el infrarrojo realizadas por otros astrónomos. Esto permitirá usar esta técnica de cofaseo en otros objetos”.
Las técnicas y los resultados fundamentales en este artículo le han permitido a los autores encontrar los parámetros físicos de esta importante binaria eclipsante. La estrella central o primaria tiene 1.2 veces la masa del Sol, mientras que la estrella secundaria tiene una masa tan solo 0.4 veces la masa de nuestra estrella. La separación de las dos estrellas es de tan solo 1.5 veces el radio del mismo Sol, mientras que las dos estrellas giran alrededor una de la otra en tan solo poco más de 4 horas.
Las técnicas y los resultados fundamentales en este artículo le han permitido a los autores encontrar los parámetros físicos de esta importante binaria eclipsante. La estrella central o primaria tiene 1.2 veces la masa del Sol, mientras que la estrella secundaria tiene una masa tan solo 0.4 veces la masa de nuestra estrella. La separación de las dos estrellas es de tan solo 1.5 veces el radio del mismo Sol, mientras que las dos estrellas giran alrededor una de la otra en tan solo poco más de 4 horas.
No hay comentarios.:
Publicar un comentario